TEORİK KOZMOLOJİ

TEORİK KOZMOLOJİ
EVRENİN GENİŞLEMESİ
Modern kozmoloji, evrenin genişlemesinin görülmesiyle başlamıştır. Evrenimiz üç boyutlu
olduğu için, evrenin genişlemesini resimle göstermek mümkün değildir.
Evren bir boyutlu olsaydı, genişlemesini aşağıdaki şekildeki gibi düşünebilirdik. Burada
çizdiğimiz çemberlerin içini ve dışını yok olarak anlamamız gerekir. Bu şekilde kapalı bir
evren göstermiş oluyoruz. Evreni bir doğru şeklinde gösterip, doğrunun üzerindeki noktaları
da genişletebilirdik. Ancak bu sonsuz bir evrenin gösterimi olurdu.
Şekil 1: Evrenin genişlemesi
Çemberin yarıçapı gibi gösterdiğimiz ancak bir yarıçap ifade etmeyen büyüklüğe ölçek
katsayısı (scale factor) denir. Ölçek katsayısı uzayın eğriliğini ölçerek bulunabilmektedir.
GENEL GÖRELİLİK
Bugün inanılan bütün kozmolojik teoriler, genel görelilik kuramına dayalıdır. Einstein’ın genel
görelilik kuramına dayalı kozmolojiler Einstein denklemlerine dayalıdır. Gözlemlerle uyumlu
farklı modeller yapmak için Einstein denkleminin genellemeleri de kullanılmaktadır. Bugün,
Einstein denkleminin genellemelerden bağımsız olarak doğru olduğuna inanılmaktadır.
Einstein denklemini evrenin evrimine uyumlu kılarsak, ölçek katsayısının zamanla yaklaşık
olarak doğrusal ancak detaylara bakıldığında oldukça karışık bir değişimi olduğunu görürüz.
Şekil2 (Bu sembolik bir grafiktir, eksenlerdeki sayılar belli değildir.)
İlk başta evren a~
olarak genişlemektedir. Evrenin bu aşamada radyasyonla doludur.
Daha sonra evren birden bire büyümeye başlar, a~
. Bu zamana enflasyon denmektedir.
Bu dönemde evrendeki madde bizim bildiğimiz madde gibi değildir. Bugün evrenin ölçek
katsayısını, çok büyük olduğu için ölçemiyoruz. Bugünün ölçek katsayısının büyük olabilmesi
için geçmişte büyümüş olması gerekir. Bu nedenle bu birdenbire büyümenin olması gerekir.
Eğer evren bu aşamadan daha sonraki bir zamanda büyümüş olsaydı, bu teorik olarak
evrenin homojen ve izotropik olmasında problem çıkarmaktadır. Enflasyon döneminden
sonra evren a~
olarak genişlemektedir, bu dönemde evren fotonlarla doludur. Bundan
sonra evren a~
şeklinde büyümektedir, bu dönemde evren bizim bildiğimiz madde ile
doludur. Bizim bildiğimiz madde genişleyen evrenin soğuyup, radyasyonun parçacıklara
dönüşmesiyle oluşmaktadır. Bugün gözlemlediğimiz evren a~
olarak büyümektedir.
Buradaki
başlangıçtaki
değerinden farklıdır;
. Bugün daha yavaş bir genişleme
gördüğümüz evren, karanlık enerji ile doludur. Bu bugünkü modern kozmoloji anlayışımızın
temelini oluşturuyor.
Şekil3
Bugünden başlangıca bir doğru çizersek, bu doğru yaklaşık olarak enflasyon zamanından
geçmektedir. Bugün yakın yıldızları kullanarak ölçtüğümüz eğim, bugünkü Hubble
diyagramının eğimini vermektedir. Bu şekilde zaman olarak Hubble zamanını tanımlayabiliriz.
Hubble zamanını doğrunun eğiminden söyleyebiliyoruz.
Madde dolu, a~
şeklinde genişleyen evreni Tip1a süpernovalarla gözlemleyebiliyoruz.
Tip1a Süpernovaları beyaz cücelerin etrafından madde alarak, belirli bir kütleye gelmeleri
sonucunda patlamalarıyla, oluşur. Bütün patlamalar aynı kütleye gelmiş beyaz cücelerden
oluştuğu için, hepsinin parlaklıkları aynı olur. Süpernova Tip1a gözlemlerinden; aramızdaki
uzaklığa göre ışığın şiddetinin ve evrenin o zamanki genişlemesine göre ışığın
dalgaboyundaki değişimi kullanılmaktadır. Bu süpernovaları evrenin farklı yerlerindeki
ampuller gibi düşünebiliriz. Bu ampullerin parlaklığını ölçerek uzaklığını, kırmızıya kayma
değerlerinden evrenin o an ne kadar genişlediğini bulabiliyoruz. Evrenin o anki ölçek
katsayısı ile bugünkü ölçek katsayısı arasındaki farkı ölçebiliyoruz.
Şekil 4
Hubble zamanını yaklaşık 15 milyar yıl olarak ölçüyoruz.
Standart Einstein denklemleri bu resmin hepsini karanlık enerji hariç izah edebilmektedir.
Karanlık enerjiyi izah edebilmek için denklemlere kozmolojik sabitin eklenmesi gerekir.
Einstein denklemlerine kozmolojik sabiti evrenin statik olmasını istediği için eklemişti. Evrenin
genişlemesinin görülmesiyle, kozmolojik sabitin gereksiz olduğunu düşünüldü. Bugün,
evrenin genişlemesini açıklayabilmek için kozmolojik sabite ihtiyaç duyulmaktadır. Kozmolojik
sabit genişlemeden sorumlu ise, evrenin evriminde sırasıyla enflasyon ve karanlık enerjiyle
ilgili iki farklı kozmolojik sabit vardır. Neden kozmolojik sabitin geçmişte ve bugün farklı
olduğunu sorarsak, kozmolojik sabiti dinamik bir değişken gibi düşünebiliriz. Kozmolojik
sabitin olması en muhtemel şey skalar alandır.
Parçacık fiziğinde her parçacık bir alanı temsil etmektedir. Mesela elektron bir Dirac alanıdır,
elektronun spini ½ dir. Foton ise spini 1 olan bir Maxwell alanıdır. Spini 0 olan bir skalar
alanın ise hiç açısal momentumu olmaz. Böyle hiç açısal momentumu olmayan bir şey
bugüne kadar fizikte hiç temel bir parçacık olarak gözlenemedi. Bunun ancak CERN’de
Higgs parçacığını bulabilecek ATLAS ve CMS deneylerinde gözlemlenmesi bekleniyor. Eğer
Higgs parçacığı gözlenirse, bunun diğer kozmolojik sabiti veren skalar alanlarla bir ilişkisi
olabilir; ancak bugün bunları açıklayan tutarlı bir teori bulunmamaktadır.
Şu anki teorik fiziğin en büyük sorunu üç tane esrarengiz muhtemel skalar alan olmasıdır.
Bunlar; Higgs, enflasyon ve karanlık enerji ile ilgilidir. Higgs parçacıklara kütle verdiği
düşünülen, düz uzayda yapılmış bir teoridir. Dolayısıyla kozmoloji ile doğrudan bir ilgisi
yoktur.
Bu ders notunun hazırlanmasına emeği geçen Ece Kilerci’ye teşekkürlerimi sunuyorum.